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Die wilde Sonne

Unsere Sonne ist ein brodelnder Feuerball. Rein theoretisch betrachtet ist sie mit einem Radius von fast 697.000 Kilometern zwar ein eher durchschnittlich großer Stern, dennoch ist sie unentbehrlich für unser tägliches Leben.

Die Hälfte der gesamten Sonnenmasse von etwa 1,98 x 10³⁰ Kilogramm konzentriert sich dabei im Kern der Sonne. Dort herrschen Temperaturen von fast 16 Millionen Kelvin und die enorme Dichte des Plasmas erzeugt einen Druck, der den Luftdruck auf der Erdoberfläche um das etwa 200 Milliarden-Fache übersteigt. Erst unter diesen Bedingungen werden Kernfusionsvorgänge möglich.

In der sich anschließenden Strahlungszone wird die durch Kernfusion gewonnene Energie einerseits durch wenig wechselwirkende Neutrinos nach außen getragen. Der deutlich größere Anteil des Energietransportes wird jedoch durch thermische Strahlung vorgenommen. Dabei können die einzelnen Photonen allerdings nur kurze Wegstrecken zurücklegen bis sie wieder reabsorbiert werden. Aus diesem Grund dauert es bis zu 170.000 Jahre, bis die Sonnenoberfläche erreicht wird. Mit nach außen hin schwächer werdenden Temperatur- und Druckbedingungen ändern sich auch die Eigenschaften des Sonnenplasmas. So ist es in der an die Strahlungszone anschließende Konvektionszone möglich, dass die im Kern gewonnene Energie durch Strömungen im Plasma weitergegeben wird. Dabei steigt heiße Sonnenmaterie auf, kühlt sich ab und sinkt wieder ins Innere zurück. Diese im oberen Bereich kühlen Plasmaschleifen sind auf einigen Aufnahmen der Sonne auch als Granulen zu erkennen, die den Eindruck einer gekörnten Oberfläche entstehen lassen.

Mit der Photosphäre schließt sich dann die für uns sichtbare Oberfläche der Sonne an. Sie ist nur etwa 400 Kilometer dick und kühl genug, um die Energie in Form von Licht zu transportieren. Ihre Temperatur liegt bei etwa 5800 Kelvin, während die der sich anschließenden Chromosphäre wieder bis auf 7000 Kelvin steigt. Ihren Namen verdankt diese dem rötlichen Schimmer, der vor allem bei totalen Sonnenfinsternissen um die verdunkelte Sonne sichtbar ist. Schließlich bildet die Sonnenkorona den weichen Übergang in den interplanetaren Raum, da sie keine harte Grenze hat. Sie ist der heiße Strahlenkranz der Sonne und kann mit koronalen Löchern oder Sonnenwinden Indizien auf die Sonnenaktivität liefern.

Neben den bereits genannten Granulationserscheinungen aus der Konvektionszone, wobei eine Granule einen Durchmesser von bis zu 1000 Kilometern erreichen kann, gibt es weitere Phänomene der Sonnenoberfläche. So faszinieren beispielsweise Sonnenflecken seit Jahrtausenden die Beobachter. Besonders beeindruckend sind außerdem die Protuberanzen, die in gewaltigen Strömen in den interplanetaren Raum schießen.

Bei ihnen handelt es sich um ein Plasma leitfähiger Ionen und Elektronen, das vom Magnetfeld der Sonne beeinflusst wird. Mit bis zu einer Million Kilometer Ausdehnung können besonders starke Protuberanzen weit über den Sonnenrand hinausreichen und dort mehrere Wochen in Form von Plasmawolken verweilen.

Forschern des Instituts für Astrophysik der Universität Göttingen ist es nun gelungen, die bislang nur sehr ungenau bestimmbare Dichte der freien Elektronen in einer Protuberanz genau zu messen. Dabei nutzten sie die spektralen Eigenschaften verschiedener ionisierter Atome und analysierten deren Spektrallinien. Mit Hilfe dieser neu gewonnenen Erkenntnisse erhoffen sich die Forscher nun, das Verhalten und die Vorgänge in Protuberanzen genauer verstehen zu können.

Mit etwas Glück sind auch während der Sonnenfinsternis am 21. August 2017, die von den USA aus beobachtet werden kann, solche spektakulären Ausbrüche zu erkennen. Bei allen Sonnenbeobachtungen gilt jedoch, dass sie nur mit entsprechendem Schutz der Augen (durch spezielle Brillen oder Filter) vorgenommen werden sollten. Auf keinen Fall darf direkt oder durch ein Teleskop/Fernglas in die Sonne geblickt werden, da sonst enorme Schädigungen der Augen zu befürchten sind.

Credits: NASA/SDO

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